Физики показали критический период, который положил начало Большому взрыву

Инфляционная модель Вселенной - гипотеза о физическом состоянии и законе расширения Вселенной на ранней стадии Большого взрыва.

0 1 253

Согласно теории Большого Взрыва, около 13,8 миллиарда лет назад взорвалась в виде бесконечно малого, компактного огненного шара материи, который охлаждался по мере расширения, вызывая реакции, которые впоследствии создали первые и галактики, а также все формы материи, которые мы видим сегодня.

Физики полагают, что непосредственно перед тем, как Большой взрыв вывел Вселенную на ее постоянно расширяющийся путь, существовала еще одна, более взрывоопасная фаза ранней Вселенной: космическая инфляция, которая длилась менее триллионной доли секунды. В течение этого периода материя — холодная, однородная масса — быстро раздувалась экспоненциально, прежде чем процессы Большого Взрыва взяли на себя более медленное расширение и диверсификацию новорожденной Вселенной.

Недавние наблюдения независимо подтвердили теории как Большого Взрыва, так и космической инфляции. Но эти два процесса настолько радикально отличаются друг от друга, что ученые изо всех сил пытаются понять, как один следует за другим.

Теперь физики детально смоделировали промежуточную фазу ранней Вселенной, которая, возможно, связала космическую инфляцию с Большим Взрывом. Эта фаза, известная как «повторное нагревание», произошла в конце космической инфляции и включала процессы, которые перевели материю из холодной и однородной в сверхгорячий, сложный «суп», который был на в начале Большого Взрыва.

«Пост-инфляционный период подогрева создает условия для Большого Взрыва и в некотором смысле помещает «взрыв» в Большой взрыв», — говорит Дэвид Кайзер, профессор физики в Массачусетском технологическом институте.

Кайзер и его коллеги детально смоделировали, как взаимодействовали бы многочисленные формы материи в течение этого хаотического периода в конце инфляции. Их моделирование показывает, что экстремальная энергия, которая приводила к инфляции, могла быть перераспределена так же быстро, в течение еще меньшей доли секунды, и таким образом, что создавались условия, которые были бы необходимы для начала Большого Взрыва.

Ученые обнаружили, что это экстремальное преобразование было бы еще быстрее и эффективнее, если бы квантовые эффекты изменили способ, которым материя реагировала на гравитацию при очень высоких энергиях, отклоняясь от того, как теория общей теории относительности Эйнштейна предсказывает взаимодействие материи и гравитации.

«Это позволяет нам рассказать непрерывную историю, от инфляции до постинфляционного периода, до Большого Взрыва и за его пределами», — говорит Кайзер. «Мы можем проследить непрерывный набор процессов, все с известной физикой, чтобы сказать, что это один правдоподобный способ, которым стала выглядеть так, как мы видим ее сегодня.»

Теория космической инфляции, впервые предложенная в 1980-х годах предсказывает, что началась как чрезвычайно маленькая частичка материи, возможно, около ста миллиардов размеров Протона. Это частица была заполнена веществом сверхвысокой энергии, настолько энергичным, что давление внутри него порождало отталкивающую гравитационную силу — движущую силу инфляции.

Как искра в запале, эта гравитационная сила взорвала новорожденную вселенную наружу, с еще большей скоростью, раздувая ее почти в октиллион раз по сравнению с ее первоначальным размером (это число с 26 нулями), менее чем за триллионную долю секунды.

Ученые попытались выяснить, как могли выглядеть самые ранние фазы перегрева — этот переходный интервал в конце космической инфляции и непосредственно перед Большим Взрывом.

«Самые ранние фазы повторного нагрева должны быть отмечены резонансами. Одна из форм высокоэнергетической материи доминирует, и она качается взад и вперед синхронно с самой собой, что приводит к взрывному производству новых частиц», — говорит Кайзер. — Такое поведение не будет длиться вечно, и как только она начнет передавать энергию во вторую форму материи, ее собственные колебания станут более неустойчивыми и неравномерными в пространстве. Мы хотели измерить, сколько времени потребуется для того, чтобы этот резонансный эффект распался, а образовавшиеся частицы рассеялись друг от друга и пришли к какому-то тепловому равновесию, напоминающему условия Большого Взрыва.»

Компьютерное моделирование представляет собой большую решетку, на которую ученые нанесли на карту несколько форм материи и проследили, как их энергия и распределение изменялись в пространстве и во времени, когда ученые меняли определенные условия. Начальные условия моделирования были основаны на конкретной инфляционной модели—наборе предсказаний того, как распределение материи в ранней Вселенной могло вести себя во космической инфляции.

Смотрите также  Кольца Сатурна оказались удивительно молоды

Ученые выбрали именно эту модель инфляции, потому что ее предсказания полностью совпадают с высокоточными измерениями космического микроволнового фона — остаточного свечения излучения, испущенного всего через 380 000 лет после Большого Взрыва, которое, как считается, содержит следы инфляционного периода.

Моделирование отслеживало поведение двух типов материи, которые могли доминировать во инфляции, очень похожих на тип частицы, бозон Хиггса, который недавно наблюдался в других экспериментах.

Перед запуском своих симуляций команда исследователей добавила небольшую «настройку» к описанию гравитации модели. В то как обычная материя, которую мы видим сегодня, реагирует на гравитацию так же, как предсказывал в своей теории общей теории относительности, материя с гораздо более высокими энергиями, такими как те, что, как считается, существовали во время космической инфляции, должна вести себя несколько иначе, взаимодействуя с гравитацией способами, которые модифицируются квантовой механикой или взаимодействиями на атомном уровне.

В общей теории относительности Эйнштейна сила тяготения представлена как постоянная, а то, что физики называют минимальной связью, означает, что, независимо от энергии конкретной частицы, она будет реагировать на гравитационные эффекты с силой, заданной универсальной постоянной.

Однако при очень высоких энергиях, которые предсказываются в космической инфляции, материя взаимодействует с гравитацией несколько более сложным образом. Квантово-механические эффекты предсказывают, что сила гравитации может изменяться в пространстве и времени при взаимодействии со сверхвысокой энергией материи — явление, известное как неминимальная связь.

Кайзер и его коллеги включили в свою инфляционную модель неминимальный член связи и наблюдали, как меняется распределение материи и энергии, когда они поворачивают этот квантовый эффект вверх или вниз.

В конце концов они обнаружили, что чем сильнее квантово-модифицированный гравитационный эффект воздействовал на материю, тем быстрее переходила от холодной, однородной материи в инфляции к гораздо более горячим, разнообразным формам материи, характерным для Большого Взрыва.

Настраивая этот квантовый эффект, исследователи смогли осуществить критический переход в течение 2-3 «e-folds», ссылаясь на количество времени, которое требуется для того, чтобы Вселенная (примерно) утроилась в размере. (E-folds — это временной интервал, в котором экспоненциально растущая величина увеличивается на коэффициент e; это базовый аналог удвоения времени. Термин часто используется во многих областях науки, таких как атмосферная химия и теоретическая физика, особенно когда исследуется космическая инфляция).

В этом случае ученым удалось смоделировать фазу повторного нагрева за время, необходимое для того, чтобы утроилась в размерах в два-три раза. Для сравнения, сама инфляция составила около 60 таких периодов «e-folds».

«Повторное нагревание было безумным временем», — говорит Кайзер. «Мы показываем, что материя взаимодействовала так сильно в то время, что она могла прекрасно подготовить почву для Большого Взрыва. Мы не знали, что это так, но это то, что вытекает из нашего моделирования».

Войти с помощью: 
Подписаться
Уведомление о
guest
0 Комментарий
Встроенные отзывы
Посмотреть все комментарии
0
Будем рады вашим мыслям, пожалуйста, прокомментируйте.x
()
x